Ficha de Astronomia 22

O Sol após a Sequência Principal

Nesta FICHA descreveremos a evolução do Sol¹ depois de abandonar a Sequência Principal (Figura 1). Teremos assim uma ideia do futuro reservado para o nosso Sol. Além disso, por ser o Sol uma estrela de massa mediana, a sua evolução após a Sequência Principal estabelece um esquema que nos ajudará a compreender a evolução de estrelas com massa maior ou menor do que a do Sol.

Figura 1. Um traço grosso começa com o Sol na Sequência Principal e, depois, passa pelos pontos A, B, C etc. Assim é ilustrada a evolução do Sol após a Sequência Principal. O significado dos pontos A, B, C etc é explicado no texto.

Subgigante

Daqui a 5 bilhões de anos, o hidrogênio na região central (ou núcleo²) do Sol estará todo convertido em hélio. As reações nucleares que ali geravam energia, cessarão. Nosso Sol passará depois por uma série de alterações.

O núcleo começará a se contrair e, consequentemente, sua temperatura aumentará cada vez mais. Na concha circundante, a temperatura também aumentará. Havendo ali hidrogênio, sua fusão em hélio ocorrerá com intensidade crescente até se tornar maior do que antes no núcleo. Com dificuldade para dar vazão a essa enorme luminosidade, o Sol estufará. Seu raio triplicará. Ao mesmo tempo sua superfície resfriará para cerca de 4 mil K. No Diagrama H-R, após abandonar a Sequência Principal, o Sol migrará para a região das subgigantes vermelhas à direita (ponto A da Figura 1). Quando o Sol estiver abandonando o ponto A, terão se passado 100 milhões de anos desde a sua saída da Seqüência Principal.

Gigante vermelha

A temperaturas tão baixas quanto 4 mil K, a matéria das camadas superficiais do Sol se torna mais opaca dificultando a drenagem da energia na forma de radiação. A energia passará a ser trazida de dentro para fora do Sol através da convecção, como nas correntes térmicas da atmosfera da Terra que erguem urubus e praticantes de asa delta, ou na ebulição da água numa chaleira. Se a energia é transportada pela radiação, a matéria permanece parada enquanto a radiação se difunde através dela. Na convecção, a própria matéria que ganha energia se aquecendo, boia do fundo para a superfície. Aí ela irradia para o espaço, se resfria, volta a ficar mais densa e submerge para repetir o processo. Portanto a matéria entra em movimento para transportar energia. Aliás esse processo ocorre hoje na superfície do Sol. Esta não é lisa, mas cheia de granulações que são os topos de colunas de convecção.

Enquanto ocorre a convecção, a temperatura de superfície do Sol permanece praticamente a mesma (4 mil K). Mas a luminosidade cresce porque a queima do hidrogênio na concha que circunda o núcleo continua aumentando. Por uns 100 mil anos o Sol se deslocará verticalmente para cima (luminosidade maior) no Diagrama H-R. (de A para B na Figura 1). Concomitantemente o Sol ficará umas 100 vezes maior do que é hoje, maior portanto que a órbita de Mercúrio. Será uma gigante vermelha. Mas, 1/4 da massa solar estará concentrada no seu denso núcleo do tamanho da Terra. Quando aí a densidade atingir 100 kg/cm³, a temperatura será de 100 milhões K. Essa elevada temperatura já é capaz de deflagrar uma nova reação nuclear: a queima de 3 núcleos de hélio e um núcleo de carbono. Exemplo de gigante vermelha é Aldebarã, visível no céu entre Betelgeuse (a mais brilhante do quadrilátero de Órion) e as Plêiades.

Lampejo do hélio

A uma tão elevada densidade no núcleo do Sol, o comportamento da matéria torna-se diferente desse que estamos habituados a presenciar no cotidiano. A matéria fica tão compactada, como se os elétrons já se encostassem uns nos outros impossibilitando maior compactação. Um gás nesse estado extremo é chamado gás degenerado de elétrons. Nele, o aumento de temperatura não  aumenta a pressão. Por isso o núcleo estelar perde um mecanismo autorregulador das reações nucleares. Quando estas se intensificam, a temperatura aumenta. O consequente aumento da pressão seria autorregulador expandindo o núcleo e diminuindo a taxa das reações. Porém, isso não acontece com o gás degenerado de elétrons. As reações aumentam sem controle. Em algumas horas a queima do hélio ocorre de forma explosiva transformando o núcleo estelar numa bomba. Esse processo efêmero é chamado lampejo do hélio. Depois, o raio e a luminosidade param de aumentar (ponto B da Figura 1).

Queima do hélio no núcleo

Após a lampejo do hélio, o Sol reencontrará o equilíbrio quando seu raio diminuir para 10 vezes o tamanho atual e a temperatura na superfície aumentar para 5 mil K (ponto C da Figura 1). Nessa fase o Sol estará queimando hélio no núcleo e hidrogênio numa concha adjacente. Depois da queima do hélio que durará apenas 50 milhões de anos, o núcleo contendo carbono começará a colapsar e esquentar. Mas, numa estrela com a massa do Sol a temperatura não subirá o suficiente para deflagrar a queima do carbono.

Supergigante vermelha

Enquanto o núcleo do Sol contendo carbono colapsar e esquentar, uma concha interna estará queimando hélio e outra externa estará queimando hidrogênio cada vez mais intensamente. Tão intensamente que o Sol voltará a se expandir tornando-se uma supergigante vermelha (ponto D na Figura 1) que alcançará o cinturão dos asteroides e engolirá a Terra. Esta fase demorará cerca de 10 mil anos. Betelgeuse em Órion e Antares, em Escorpião, são supergigantes vermelhas.

Nebulosa planetária

Por causa da intensa luminosidade que favorece a expansão, e do enfraquecimento da gravidade na superfície de um Sol tão estufado, as camadas externas se destacarão e serão lançadas ao espaço a milhares de km/s enriquecendo de carbono o meio interestelar (FICHA 20). A partir de então, por cerca de 100 mil anos o nosso Sol terá duas partes distintas: uma nebulosa esférica que se expande e, no centro, um núcleo denso (1 tonelada/cm³) e quente (300 milhões K) de carbono, do tamanho da Terra, contendo metade da massa do Sol (ponto E na Figura 1).

Anã branca

Quando a nebulosa se dissipa, resta o pequeno núcleo que é uma anã branca. No início a temperatura de superfície é elevadíssima (50 mil K). Sem fonte interna de energia, toda anã branca está fadada a irradiar o seu calor interno até se tornar uma anã preta invisível e fria. O Universo ainda não é suficientemente velho para que uma anã branca tenha se tornado preta.

Usando a teoria do gás degenerado de elétrons Pode-se predizer uma massa limite para as anãs brancas que não pode ser ultrapassada. Chama-se limite de Chandrasekhar e corresponde a 1,4 vezes a massa do Sol. Estranhamente, quando a massa da anã branca aumenta, o raio diminui, se anulando quando a massa atinge o limite de Chandrasekhar!

Após abandonar a Sequência Principal até se tornar uma anã branca, o Sol terá gasto apenas alguns centésimos do tempo que permaneceu na Sequência Principal. Na nossa Galáxia há dezenas de milhões de estrelas que já passaram por essa evolução. A maioria das estrelas no céu será anã branca. Sirius, a estrela mais brilhante no céu depois do Sol, tem a companheira Sirius B que é anã branca. Olhando para o Sul e considerando Sirius o vértice superior de um triângulo equilátero e Betelgeuse na base a Oeste, Procyon estará na base a Leste. Essa estrela tem uma companheira anã branca, Procyon B, mais velha e mais fria do que Sirius B.

Anãs brancas ressurgentes

Umas poucas estrelas exóticas conhecidas até agora, migram pelo Diagrama H-R em questão de poucos anos e têm composição química anômala. São anãs brancas que estão tentando reviver, reacendendo uma efêmera queima do hidrogênio remanescente. Mas não escaparão do seu destino final.

Novas: Anãs brancas em sistemas duplos de estrelas

Algumas estrelas são chamadas novas porque os antigos pensavam que elas não existiam antes. De fato elas já existiam, mas não eram observadas por causa do fraco brilho. Novas são estrelas cujo brilho aumenta umas 10 mil vezes em questão de dias, depois decresce gradativamente em questão de meses até retornar ao nível inicial. Esse fenômeno ocorre em sistemas duplos de estrelas  em que uma delas é anã branca e a outra, uma estrela da Sequência Principal ou uma gigante. Se ambas as estrelas forem muito próximas entre si, a forte atração gravitacional da anã branca ocasionalmente rouba matéria da estrela companheira (Figura 2). O súbito aumento de brilho é devido a reações de fusão do hidrogênio (da estrela companheira) em hélio na superfície da anã branca, Por causa do movimento orbital, essa matéria não cai diretamente sobre a anã branca, mas espirala antes num disco de acresção onde a matéria em queda se aquece e irradia luz visível e radiação ultravioleta.

Figura 2. Representação do fenômeno de uma estrela nova. A anã branca do tamanho da Terra, mas contendo massa comparável à do Sol, captura matéria de uma estrela companheira próxima. A linha tracejada representa o espiralamento da matéria no disco de acresção.

 


¹ Semelhante ao atual Sol é a estrela α do Centauro, a mais brilhante do par de estrelas a Leste dos “braços horizontais” do Cruzeiro do Sul.

² A palavra núcleo pode se referir ao núcleo do Sol ou do átomo. Ver o contexto.


Leitura recomendada:

Machado, José Alberto M.: Evolução Estelar, Astronomia e Astrofísica, Curso de
Extensão Universitária, Cap. 12, 1AG/USP, 205, 1991
Série Atlas Visuais: O Universo, Editora Ática, São Paulo, 1996

Texto, Figuras e Composição: Oscar T. Matsuura (MAST/MCTIC) Diagramação: Henrique Lins de Barros (MAST/MCTIC) MUSEU DE ASTRONOMIA E CIÊNCIAS AFINS (MAST/MCTIC) Rua General Bruce, 586 (São Cristóvão) (021)3514-5200

Texto e Figuras: Dr. Oscar T. Matsuura
Colaboração: Dr. Henrique Lins de Barros
Colaboração de atualização: Omar Martins
Revisão: Dr. Eugênio Reis

 

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